辐射压主导背景下的引力不稳定性

我考虑了在动力学上重要的辐射压和由恒定不透明度 $\kappa$ 控制的灰辐射扩散存在下的引力不稳定性物理。对于在光学厚尺度上的任何非零辐射扩散率，除非满足经典纯气体等温 Jeans 判据，否则介质是不稳定的。当扩散“缓慢”时，尽管在小于绝热 Jeans 长度的尺度上，动力学 Jeans 不稳定性被辐射压稳定，但在这些相同的空间尺度上，介质对扩散模式是不稳定的。在这种状态下，忽略气体压力，增长的特征时间尺度与空间尺度无关，由 $(3 \kappa c_s^2)/(4 \pi G c)$ 给出，其中 $c_s$ 是绝热声速。该时间尺度是流体微团在 Eddington 极限下辐射掉其热能含量所需的时间，即辐射压支撑的自引力物体的 Kelvin-Helmholtz 时间尺度。在“快速”扩散极限下，辐射对抑制 Jeans 不稳定性不起作用，除非满足纯气体 Jeans 判据，否则介质在动力学上是不稳定的。我将此与早期宇宙中 Silk 阻尼的处理联系起来。我讨论了几个应用，包括在极端恒星形成区（星暴星系和 pc 尺度 AGN 盘）中扩散的光子，以及宇宙射线在正常星系和星系团中的扩散。前者（特别是星暴）是“快速”扩散的，因此在线性区域中不能仅靠辐射压来支撑以抵抗动力学不稳定性。后者更接近于“缓慢”扩散。我推测星暴中的湍流可能是由辐射场和自引力气体之间的动力学耦合驱动的，可能由磁场介导。（节选）